B1. Céu, estrelas e planetas¶

Nível básico · semana 1 · cerca de 4 horas

Nesta aula você vai aprender

O que é uma estrela, por que ela brilha e como as estrelas se diferenciam em tamanho, cor e temperatura.
As unidades que a área usa: raio do Sol (R☉), raio da Terra (R⊕), massa do Sol (M☉), ano-luz e parsec.
O que é um exoplaneta e quantos são conhecidos hoje.
Os quatro métodos principais para achar exoplanetas, e por que o método de trânsito domina.

O que é uma estrela¶

Uma estrela é uma bola enorme de gás, quase só hidrogênio e hélio, que se mantém unida pela própria gravidade. A gravidade puxa tudo para o centro. No centro, a pressão e a temperatura ficam tão altas (no Sol, cerca de 15 milhões de graus) que os núcleos de hidrogênio se fundem e viram hélio. Essa fusão nuclear libera energia. A energia sai pela superfície como luz e calor.

É um equilíbrio: a gravidade aperta, a energia da fusão empurra para fora. Enquanto há hidrogênio para queimar no centro, a estrela fica estável por bilhões de anos. O Sol tem cerca de 4,6 bilhões de anos e está mais ou menos na metade dessa fase. A cada segundo ele transforma cerca de 600 milhões de toneladas de hidrogênio em hélio.

Para quem procura planetas, a estabilidade importa: uma estrela calma tem brilho quase constante, e é nesse fundo constante que procuramos quedas minúsculas.

Tipos de estrela: cor, temperatura e tamanho¶

Olhe o céu numa noite escura e você verá estrelas de cores diferentes: azuladas, brancas, amareladas, alaranjadas. A cor diz a temperatura da superfície, do mesmo jeito que o metal aquecido passa de vermelho a branco quando esquenta.

Os astrônomos classificam as estrelas em tipos espectrais, identificados por letras. A ordem, da mais quente para a mais fria, é O, B, A, F, G, K, M.

Tipo	Cor aparente	Temperatura da superfície	Tamanho típico (fase estável)	Exemplo
O	azul	acima de 30 000 K	bem maior que o Sol	raras
B	azul-esbranquiçada	10 000 a 30 000 K	maior que o Sol	—
A	branca	7 500 a 10 000 K	1,5 a 2,5 R☉	Sírius A
F	branco-amarelada	6 000 a 7 500 K	1,2 a 1,6 R☉	—
G	amarela	5 200 a 6 000 K	cerca de 1 R☉	o Sol (5 772 K)
K	laranja	3 700 a 5 200 K	0,7 a 0,9 R☉	Alfa Centauri B
M	vermelha	2 400 a 3 700 K	0,1 a 0,6 R☉	Próxima Centauri (0,15 R☉)

K é kelvin, a escala de temperatura dos físicos. Para estrelas, kelvin e graus Celsius quase não diferem (são só 273 graus de diferença).

Três famílias aparecem o tempo todo neste curso:

Anãs vermelhas (tipo M). Pequenas, frias, pouco brilhantes. São as estrelas mais comuns da galáxia: cerca de três em cada quatro. Vivem muito mais que o Sol.
Estrelas como o Sol (tipos F, G e K). O alvo clássico da busca por "outras Terras".
Gigantes. Estrelas que esgotaram o hidrogênio do centro e incharam, chegando a dezenas ou centenas de vezes o raio do Sol. Para a busca de planetas, gigantes são difíceis: como você verá na aula B2, uma estrela grande esconde planetas pequenos.

Curiosidade

O "V" que aparece em classificações como "G2 V" quer dizer que a estrela está na fase estável, queimando hidrogênio no centro. Os astrônomos chamam essa fase de sequência principal. O Sol é uma estrela G2 V.

As unidades da área¶

Distâncias e tamanhos no espaço são tão grandes que quilômetros ficam incômodos. Por isso a área usa objetos conhecidos como régua.

Unidade	Símbolo	Valor	Usada para
Raio do Sol	R☉	696 000 km	tamanho de estrelas
Massa do Sol	M☉	2 × 10³⁰ kg (333 000 Terras)	massa de estrelas
Raio da Terra	R⊕	6 371 km	tamanho de planetas
Raio de Júpiter	R_J	69 911 km (cerca de 11 R⊕)	planetas gigantes
Unidade astronômica	UA	150 milhões de km	distância Terra-Sol; tamanho de órbitas
Ano-luz	—	9,46 trilhões de km	distância até estrelas
Parsec	pc	3,26 anos-luz	distância até estrelas (uso profissional)

Algumas relações que valem a pena decorar:

O Sol tem cerca de 109 R⊕ de raio. Cabem 109 Terras enfileiradas no raio do Sol.
Júpiter tem cerca de 11 R⊕ de raio, e o Sol tem cerca de 10 raios de Júpiter.
A estrela mais próxima depois do Sol, Próxima Centauri, fica a cerca de 4,2 anos-luz. A luz dela leva 4,2 anos para chegar aqui.

O ano-luz é a distância que a luz percorre em um ano. Apesar do nome, é distância, não tempo. O parsec é a unidade que os astrônomos preferem nos artigos, porque nasce de uma medida geométrica (a paralaxe). Para este curso basta saber que 1 parsec vale 3,26 anos-luz.

Escrevendo as relações em símbolos, que é como você vai encontrá-las nas fórmulas:

\[ 1\,R_\odot \approx 109\,R_\oplus \qquad 1\,R_J \approx 11\,R_\oplus \qquad 1\,\text{pc} \approx 3{,}26\ \text{anos-luz} \]

Exercício 1

O raio de Júpiter é 69 911 km. Expresse esse raio em R⊕ e em R☉.

Ver resposta

Em raios terrestres: \(69\,911 / 6\,371 \approx 11{,}0\), então Júpiter tem cerca de 11 R⊕.

Em raios solares: \(69\,911 / 696\,000 \approx 0{,}100\), então Júpiter tem cerca de 0,1 R☉, um décimo do raio do Sol.

Guarde esse 0,1. Na próxima aula você vai ver que ele explica por que a luz do Sol cairia cerca de 1 % se Júpiter passasse na frente dele: \(0{,}1^2 = 0{,}01\).

O que é um exoplaneta¶

Um exoplaneta é um planeta que orbita outra estrela que não o Sol. A ideia é antiga, mas a confirmação é recente:

1992: os primeiros planetas fora do Sistema Solar, ao redor de um pulsar (o cadáver de uma estrela que explodiu). Um ambiente muito estranho.
1995: Michel Mayor e Didier Queloz anunciam 51 Pegasi b, o primeiro planeta ao redor de uma estrela parecida com o Sol. Era um "Júpiter quente": um gigante gasoso numa órbita de pouco mais de 4 dias. O trabalho rendeu o Nobel de Física de 2019.
2009 a 2018: o telescópio espacial Kepler, da NASA, observa uma única região do céu por quatro anos e revela que planetas são comuns: a maioria das estrelas tem pelo menos um.
2018 em diante: o TESS, sucessor do Kepler, passa a observar quase o céu inteiro. É dele que o PlanetHunter tira os dados (aula B3).

Em 2026 são conhecidos cerca de 6 400 exoplanetas confirmados, segundo o NASA Exoplanet Archive. Há milhares de candidatos esperando confirmação.

Os exoplanetas têm tamanhos que o Sistema Solar não tem. Os mais comuns na galáxia, entre 1 e 4 R⊕, não existem aqui: as super-Terras (rochosas, maiores que a Terra) e os mini-Netunos (com atmosfera espessa, menores que Netuno). Há também Júpiteres quentes, gigantes coladinhos na estrela, com órbitas de poucos dias.

Pergunta para pensar

Se a maioria das estrelas tem planetas, por que demoramos até 1995 para achar o primeiro ao redor de uma estrela como o Sol? Pense nisso enquanto lê a próxima seção.

Como se acha um planeta que ninguém vê¶

Quase nenhum exoplaneta pode ser fotografado. Ele está longe demais e a estrela é bilhões de vezes mais brilhante que ele. Então os astrônomos procuram efeitos que o planeta causa na estrela ou na luz dela. São quatro métodos principais.

1. Trânsito: a mosca na frente da lanterna¶

Imagine uma lanterna no fim de um corredor escuro e uma mosca passando na frente dela. Você não vê a mosca, mas um medidor de luz sensível percebe que a lanterna ficou um pouquinho mais fraca por alguns instantes.

Quando um planeta passa na frente da sua estrela, do nosso ponto de vista, o brilho cai um pouco. Isso é um trânsito. Se a queda se repete em intervalos regulares, temos o período da órbita. Pela quantidade de luz bloqueada, estimamos o tamanho do planeta. É o assunto da aula B2 e o método do PlanetHunter.

2. Velocidade radial: o dono puxado pelo cachorro¶

Um cachorro grande correndo em círculos ao redor do dono, preso pela coleira, faz o dono balançar para lá e para cá. Você vê o balanço do dono mesmo sem ver o cachorro.

Planeta e estrela giram ao redor de um centro comum. A estrela balança, aproximando-se e afastando-se de nós. Quando ela se aproxima, a luz dela fica levemente mais azulada; quando se afasta, mais avermelhada. É o mesmo efeito que muda o tom da sirene de uma ambulância que passa (efeito Doppler). Medindo esse vaivém na luz da estrela, estimamos a massa do planeta. Júpiter faz o Sol balançar a cerca de 12,5 m/s; a Terra, a apenas 9 cm/s. Foi assim que 51 Pegasi b foi achado.

3. Imagem direta: o vaga-lume ao lado do farol¶

Fotografar um vaga-lume a centímetros de um farol aceso, visto de quilômetros de distância. Dá para fazer, com instrumentos que bloqueiam a luz da estrela, mas só para planetas grandes, jovens (ainda quentes, brilhando no infravermelho) e longe da estrela. São poucos casos.

4. Microlente gravitacional: a lupa que passa¶

A gravidade de uma estrela curva a luz que passa perto dela, como uma lente. Quando uma estrela passa exatamente na frente de outra mais distante, ela funciona como uma lupa e o brilho da estrela de trás aumenta por alguns dias. Se a estrela da frente tem um planeta, ele causa um "soluço" breve nessa subida. O alinhamento é raríssimo e não se repete: cada planeta é visto uma vez só.

Comparando os quatro¶

Método	O que mede	Analogia	Vantagem	Limitação
Trânsito	queda de brilho	mosca na lanterna	mede o raio; muitas estrelas de uma vez	só funciona se a órbita estiver alinhada conosco
Velocidade radial	balanço da estrela	dono puxado pelo cachorro	mede a massa	uma estrela por vez; exige telescópio grande e espectrógrafo
Imagem direta	luz do próprio planeta	vaga-lume ao lado do farol	vê o planeta de verdade	só gigantes jovens e distantes da estrela
Microlente	aumento de brilho	lupa que passa	acha planetas longe da estrela e longe de nós	evento único, sem repetição

Por que o trânsito domina¶

Cerca de três em cada quatro exoplanetas confirmados foram achados por trânsito. A velocidade radial vem em segundo lugar, com perto de um quinto. Imagem direta e microlente, juntas, respondem por poucos por cento. Três motivos explicam a vantagem do trânsito:

Escala. Uma câmera mede o brilho de dezenas de milhares de estrelas ao mesmo tempo. A velocidade radial exige observar uma estrela de cada vez.
Telescópios dedicados. Kepler e TESS foram construídos só para isso e produziram dados contínuos, de alta precisão, de centenas de milhares de estrelas.
Tamanho do planeta. O trânsito dá o raio. Juntando com a massa (da velocidade radial), sai a densidade: dá para saber se o planeta é rochoso ou gasoso.

Mas há um preço, e ele é o tema central deste curso: muitas coisas imitam um trânsito. Duas estrelas se eclipsando, uma estrela vizinha variando, um defeito do telescópio. Por isso um sinal de trânsito nunca é, sozinho, um planeta. Ele precisa sobreviver a testes (aula B4) e, no fim, ser confirmado por outro método, em geral velocidade radial.

Na ferramenta

O PlanetHunter usa exatamente essas unidades. No dossiê de cada sinal, a seção Parâmetros mostra o raio da estrela em R☉ (R* (R☉)), a massa em M☉ (M* (M☉)), a temperatura em kelvin (Teff (K)) e o raio estimado do planeta em R⊕ (Rp (R⊕)). Na lista de candidatos (uv run planethunter candidates), a coluna rp_rearth segue a regra: 1–4 R⊕ é rochoso a mini-Netuno, 4–8 é tipo Netuno, 8–20 é gigante, e acima de 22 provavelmente não é planeta.

Exercício 2

Para cada situação, diga qual método é o mais indicado e por quê.

Você quer medir o tamanho de milhares de planetas de período curto de uma só vez.
Você tem um candidato de trânsito e quer saber se ele é rochoso ou gasoso.
Você quer achar planetas em órbitas muito largas, ao redor de estrelas a milhares de anos-luz, no centro da galáxia.

Ver resposta

Trânsito. Mede o raio e permite observar muitas estrelas ao mesmo tempo. Período curto ajuda: mais trânsitos no tempo de observação.
Velocidade radial. O trânsito já deu o raio. Falta a massa. Com raio e massa, calcula-se a densidade: densidade alta (como a da Terra, 5,5 g/cm³) indica rocha; baixa indica muito gás.
Microlente. Ela não depende do brilho da estrela que tem o planeta (que pode ser fraca e distante) e é sensível a órbitas largas. A contrapartida: o evento acontece uma vez só.

Exercício 3

Quantas Terras, enfileiradas lado a lado, cobririam o diâmetro do Sol? E quantos Júpiteres?

Ver resposta

O diâmetro é o dobro do raio, para os dois objetos, então a razão é a mesma dos raios.

Terras: \(696\,000 / 6\,371 \approx 109\). Cabem 109 Terras no diâmetro do Sol.
Júpiteres: \(696\,000 / 69\,911 \approx 10\). Cabem 10 Júpiteres.

Essa razão de raios, \(R_p / R_\star\), é a peça principal da próxima aula.

Checklist da aula¶

Sei explicar por que uma estrela brilha (fusão de hidrogênio em hélio no centro).
Sei a ordem dos tipos espectrais (O, B, A, F, G, K, M) e que ela vai da mais quente à mais fria.
Sei o que são anã vermelha, estrela tipo Sol e gigante, com tamanhos aproximados.
Sei converter entre R⊕, R_J e R☉ (109 e 11 são os números-chave).
Sei o que é ano-luz e que 1 parsec vale 3,26 anos-luz.
Sei que há cerca de 6 400 exoplanetas confirmados em 2026.
Sei explicar os quatro métodos em uma frase cada, com uma analogia.
Sei dizer por que o trânsito domina e qual é o preço dele.
Fiz os três exercícios sem olhar a resposta.

Para ir além¶

NASA Science, seção de exoplanetas (science.nasa.gov/exoplanets). Introdução bem ilustrada aos métodos de detecção; comece por "How we find and characterize".
Elizabeth Tasker, The Planet Factory (Bloomsbury, 2017). Livro de divulgação sobre como planetas se formam e como os achamos; ótimo para ler sem pressa.
Mayor & Queloz (1995), "A Jupiter-mass companion to a solar-type star", Nature 378, 355. O artigo de 51 Pegasi b. Leia só o resumo e veja a figura da velocidade radial: é curto e histórico.
NASA Exoplanet Archive. O catálogo oficial que o PlanetHunter espelha. Abra a página inicial e veja o contador de planetas confirmados por método.